Kattaligi

© Ma'lumot - bu kuch

Ptolemey va Almagest

Miloddan avvalgi II asrda Nilya yunon astronomi Hipparch tomonidan yulduzlarning yorqinligi darajasiga asoslangan yulduz katalogini tuzish uchun birinchi urinish amalga oshirildi. Uning ko'p asarlari orasida (afsuski, ular deyarli barcha yo'qolgan) figurali va "Yulduz katalogi"koordinatalar va yorqinlik bilan tasniflangan 850 yulduz tasvirlangan. Xipparx tomonidan to'plangan ma'lumotlar va u, shuningdek, 2-asrda Iskandariyadan (Misr) Klaudius Ptolomey tufayli ishlab chiqilgan va ishlab chiqilgan. AD U asosiy opusni yaratdi. "Almagest"  o'n uch kitobda. Ptolomey vaqtning barcha astronomik bilimlarini to'plab, ularni tasnifladi va ularni tushunarli va tushunarli shaklda taqdim etdi. "Yulduz katalogi" ham "Almagest" ga kirdi. Bu to'rt asr ilgari yaratilgan Hipparx kuzatishlariga asoslangan. Ammo Ptolemeyning Star katalogida mingga yaqin yulduz bor edi.

Ptolemey katalogi ming yil davomida deyarli hamma joyda qo'llanilgan. U yulduzlarni yorqinlik darajasi bo'yicha oltita sinfga ajratdi: eng yorqinlar birinchi sinfga, kamroq yorqinroq - ikkinchisiga va boshqalarga berildi. Oltinchi sinf yulduzlarni yalang'och ko'z bilan ko'rish mumkin emas. "Samoviy jismlarning nurli zichligi" yoki "yulduz magnitligi" atamasi nafaqat yulduzlar, balki sayyoralar, galaktikalar va boshqa samoviy hodisalarning ham samoviy jismlarning yorqinligini o'lchash uchun ishlatiladi.

Yulduzlarning yorqinligi va ingl. Kattaligi

Yulduzli osmonga nazar tashlasangiz, yulduzlar yorqinligida yoki ravshanligida turli xilligini ko'rishingiz mumkin. Eng yorqin yulduzlar 1-darajali yulduzlar; yulduzlar yulduzlarning yulduzlaridagi yorqin yulduzlardagi yulduzlarning yulduzlarigacha 2,5 barobar kattalashishi 2-darajali. Uchinchi yulduz kattaligi yulduzlar qatoriga kiradi. ular 2,5 magnitdan 2 baravar yulduzlarga nisbatan zaif va boshqalar. Yalang'och ko'zga ega bo'lgan yulduzlarning eng zaiflari oltinchi yulduz yulduzlar qatoriga kiradi. Shuni esda tutish kerakki, "yulduzcha kattaligi" yulduzlarning kattaligi haqida emas, balki faqat ularning yorqinligi.

Umuman olganda, osmonda 20 ta eng yorqin yulduzlar mavjud, ular odatda birinchi ballardan. Lekin bu ularning bir xil yorqinligini anglatmaydi. Aslida, ularning ba'zilari 1-darajadan ancha porloq, ba'zilari biroz zaif va ulardan faqat bittasi 1-darajali yulduzdir. Ikkinchi, uchinchi va undan keyingi qiymatlar yulduzlari bilan xuddi shu holat. Shuning uchun, muayyan yulduz yorqinligini aniqroq ko'rsatish uchun foydalaning qismli qiymatlar. Masalan, ularning yorqinligi bilan yulduzlarning birinchi va ikkinchi yulduz magnitudalari o'rtasida o'rtada bo'lgan yulduzlar 1,5 yulduz yulduz kattaligiga kiradi. 1,6 gacha yulduzlar mavjud; 2.3; 3.4; 5,5 va boshqalar. Osmondagi yulduzlarning yorqin yulduz yorqin yulduz yulduz yorqinligini kattaroq bir nechta, ayniqsa yorqin yulduzlarni ko'rishingiz mumkin. Chunki bu yulduzlar nolga aylandi salbiy yulduz magnitudalari. Masalan, osmonning shimoliy yarim sharida eng yorqin yulduz - Vega - 0,03 (0,04) katta yorqinligi, eng yorqin yulduzi Sirius esa 1.47 (1.46) ballik, janubiy yarimsharda eng yorqin yulduz Kanopus  (Kanopus yulduz turkumidagi Kyolda joylashgan.) Mars yulduzi yorqinligi minus 0,72 bo'lib, Kanopus Quyoshdan 700 yorug'lik yili radiusda eng yorqin yulduzdir. Taqqoslash uchun, Sirius Quyoshdan 22 barobar ko'proq yorug'roqdir, ammo bu juda ham yaqin Quyosh yaqin qo'shnilari orasida juda ko'p yulduzlar uchun Kanopus ufqda eng yorqin yulduzdir.)

Zamonaviy ilm-fanning kattaligi

XIX asrning o'rtalarida. ingliz astronomi Norman Pogson  Hipparx va Ptolomey davridan beri mavjud bo'lgan yorqinlik printsipiga ko'ra yulduzlarni tasniflash uslubini ishlab chiqardi. Pogson ikki sinf orasidagi yorqinlik jihatidan farqni 2,5 (masalan, uchinchi sinf yulduzning yorqinligi to'rtinchi sinf yulduzga qaraganda 2,5 barobar katta) ekanligini hisobga oldi. Pogson birinchi va oltinchi sinflar yulduzlari o'rtasidagi farqni 100 dan 1 gacha (yangi yulduz magnitudalarining farqlari yulduzlarning yorqinligi 100 marta o'zgarganiga) mos keladi. Shunday qilib, har bir sinf orasidagi yorqinlik jihatidan farq 2,5 emas, balki 2,512 dan 1 gacha.

Ingliz astronomlari tomonidan ishlab chiqilgan tizim mavjud miqyosni (oltita sinfga bo'linish) saqlab qolishga imkon berdi, lekin uni maksimal matematik aniqlik bilan ta'minladi. Birinchidan, yulduz magnitudalari uchun nol nuqtasi sifatida tanlangan Polar Star, Ptolomey tizimi bo'yicha uning kattaligi 2.12 da aniqlangan. Keyinchalik, Polar yulduzning o'zgarmaydiganligi aniqlanganda, doimiy xususiyatlarga ega yulduzlar shartli ravishda nol nuqta roli uchun aniqlangan. Texnologiyalar va jihozlar yaxshilanganligi uchun olimlar yulduz magnitudalarini aniqroq aniqlik bilan aniqlashga muvaffaq bo'ldilar: tenthsgacha va keyinchalik yuzdan yuzgacha.

Ko'rinuvchan yulduz magnitudalari o'rtasidagi munosabat Pogson formulasi tomonidan ifodalanadi: m 2 -m 1 =-2,5 kun(E 2 /E 1) .

L dan katta ingl. Kattalikdagi yulduzlarning soni

L	n	L	n	L	n
1	13	8	4.2*10 4	15	3.2*10 7
2	40	9	1.25*10 5	16	7.1*10 7
3	100	10	3.5*10 5	17	1.5*10 8
4	500	11	9*10 5	18	3*10 8
5	1.6*10 3	12	2.3*10 6	19	5.5*10 8
6	4.8*10 3	13	5.7*10 6	20	10 9
7	1.5*10 4	14	1.4*10 7	21	2*10 9

Nisbiy va mutlaq kattalik

Teleskopga o'rnatilgan maxsus asboblar yordamida o'lchangan kattaligi yulduzdan qancha yorug'lik Yerdagi kuzatuvchiga yetib borishini ko'rsatadi. Yulduz bizgacha bo'lgan masofani yengib chiqadi va shunga ko'ra, yulduz qanchalik uzoq bo'lsa, zaif ko'rinadi. Boshqacha aytganda, yulduzlar yorqinligi bilan ajralib turishi, yulduz haqida to'liq ma'lumot bermayapti. Juda yorqin yulduz katta yorqinlikka ega bo'lishi mumkin, lekin juda uzoq bo'lishi va shu sababli juda katta hajmga ega bo'lishi mumkin. Erdan masofa bo'lishidan qat'i nazar, yulduzlarning yorqinligini solishtirish uchun kontseptsiya kiritildi "Absolut kattalik". Mutlaq kattalikni aniqlash uchun yulduz masofasidan bilish kerak. M ning mutlaq kattaligi yulduzning yorqinligini kuzatuvchidan 10 parsek uzoqlikda ifodalaydi. (1 parsec = 3,26 yorug'lik yili). Mutlaq kattalikdagi M munosabati, paydo bo'lgan kattaligi m va yulduz R uchun masofa parseklarda: M = m + 5 - 5 lg R.

Nisbatan yaqin yulduzlar uchun bir necha o'nlab parsekdan oshmagan masofada olib tashlangan masofa paralaks bilan ikki yuz yil ma'lum bo'lgan tarzda aniqlanadi. Shu bilan birga, yulduzlarning notekis ravishda kichik burchak o'zgarishlari Erning orbitasi turli nuqtalaridan, ya'ni yilning turli vaqtlarida kuzatilganda o'lchanadi. Eng yaqin yulduzlarning parallaxasi ham 1dan kamroqdir. "Parallax tushunchasi astronomiya, parsekda asosiy birliklardan birining ismi bilan bog'liq bo'lib, Parsek yillik paralaks 1 bo'lgan hayoliy yulduzga masofa".

Hurmatli mehmonlar!

  Sizda nogironlik bor Javascript. Brauzerdagi skriptlarni yoqing va saytning to'liq funksiyalarini ochasiz!

Kattaligi (yorqinlik) - harf bilan belgilangan ob'ektning yorqinligi o'lchamsiz raqamli xarakteristikasi m  . Odatda tushuncha samoviy jismlarga qo'llaniladi. Kattaligi energiya oqimini bir birlikdagi yulduzdan (barcha fotonlarning energiyasini soniyadan) anglatadi. Shunday qilib, ko'zga tashlanadigan kattalik, ob'ektning o'ziga xos xususiyatlariga (ya'ni yorqinlik) va unga masofaga bog'liq. Kattaligi qanchalik kichik bo'lsa, ob'ekt yanada yorqinroq. Yulduz kattaligi kontseptsiyasi ko'zga ko'rinadigan, infraqizil va ultrabinafsha energiya oqimini o'lchashda ishlatiladi. Yulduzli kattaliklarda teleskoplar va astrograflarning kirib keladigan kuchi aniqlanadi.

Ta'rif

Miloddan avvalgi II asrda ham. e. Qadimgi yunon astronomi Hipparch barcha yulduzlarni oltita miqdorga ajratdi. U birinchi kattalikdagi eng porloq yulduzlarni, eng kichkina yulduzlarni - oltinchi kattalikdagi yulduzlarni, qolganlari esa o'rtacha qiymatlarga teng taqsimlangan.

Keyinchalik ma'lum bo'ladiki, bunday o'lchovni haqiqiy jismoniy miqdor bilan bog'lash logaritmikdir, chunki nashrida o'zgarish bir xil sonda  ko'z bilan o'zgarish sifatida qabul qilinadi bir xil miqdorda  (Weber - Fechner qonuni). Shu sababli, 1856 yilda Norman Pogson keng ko'lamda qabul qilingan kattaligi miqdori quyidagi shakllantirishni taklif qildi:

   m 1 - m 2 = - 2, 5 lg ⁡ (L1 L 2) (\\ displaystyle m_ (1) -m_ (2) = - 2 (,) 5 \\, \\ lg \\ chap ((\\ frac (L_ 1)) (L_ (2))) \\ o'ng))

qaerda m   - ob'ektlarning yulduz magnitlanishi, L   - ob'ektlardan yoritish. Bunday ta'riflar yorug'lik oqimida 100 marta kattalashib, 5 birlik kattaligiga to'g'ri keladi.

Ushbu formula faqat magnitudalardagi farqni aniqlash imkonini beradi, ammo ular kattaligi emas. Uni mutlaq shkala yaratish uchun ishlatish uchun nol nuqtasi (0 m) ga mos keladigan nol nuqta - yorqinligini ko'rsatish kerak. Birinchidan, Vega nurlari 0 m. Keyinchalik nol nuqtasi qayta belgilandi, lekin vizual kuzatuvlar uchun hali ham noyob kattalikdagi standart sifatida xizmat qila oladi (zamonaviy tizimga muvofiq, UBV tizimining V-bandida yorqinligi + 0,03 m, noldan ajratib bo'lmaydigan).

Zamonaviy o'lchovlarga ko'ra, Yer atmosferasidan tashqaridagi nolga teng yulduz yulduz yoritishni yaratadi 2.54 × 10 -6 lyuks. Bunday yulduzdan yorug'lik oqimi taxminan tengdir 10 3 quanta / (cm² · s ·)  Yashil nurda (UBV tizimining V barasi) yoki 10 6 quanta / (cm2 · s)  barcha ko'zga ko'rinadigan yorug'lik oralig'ida.

Quyidagi xususiyatlar amaldagi yulduz magnitudalarini amalda qo'llashga yordam beradi:

• Yorug'lik oqimining 100 barobar ko'payishi aniq 5 ta aniq magnitolaning kamayishiga mos keladi.
• Kattaligi bir birlikka kamaytirish yorug'lik oqimining 100 1/5 ≈ 2,512 marta ko'payishini anglatadi.

Bugungi kunda yulduz magnitligi tushunchasi nafaqat yulduzlar, balki boshqa narsalar, masalan, oy va sayyoralar uchun ishlatiladi. Yorqin ob'ektlarning kattaligi salbiy. Misol uchun, umumiy fazadagi oyning yorqinligi -12,7 m, quyoshning yorqinligi -26,7 m.

  Ko'rinuvchi va mutlaq kattalik

Mutlaq yulduz magnitligi tushunchasi keng qo'llaniladi ( M ). Ob'ektning kattaligi, agar masofa uzoqlikda bo'ladigan bo'lsa 10 parsek  kuzatuvchidan. Mutlaq qiymat, ko'rinuvchan farqli o'laroq, har xil yulduzlarning yorqinligini solishtirishga imkon beradi, chunki u ular uchun masofaga bog'liq emas.

Yerdan kuzatilgan kattalikka deyiladi paydo bo'ladi (m ). Bu nom mutlaqdan ajratish uchun ishlatiladi, hatto ultrabinafsha, infraqizil yoki boshqa sezilmaydigan radiatsiya diapazonida o'lchangan qiymatlar uchun ham qo'llaniladi (ko'rinadigan diapazonda o'lchangan qiymat ingl). Quyoshning mutlaq bolometrik kattaligi +4,8 m ni tashkil qiladi va aniq magnitudasi -26,7 m dir.

Spektral qaramlik

Kattaligi radiatsiya qabul qiluvchining spektral sezuvchanligiga bog'liq (ko'zlar, fotoelektrik detektor, fotografik plita va boshqalar)

• Bolometrik  yulduz magnitudasi yulduzning umumiy radiatsion kuchini bildiradi (ya'ni barcha to'lqin uzunliklarida radiatsiya kuchi). Uni o'lchash uchun maxsus asbob, bolometr ishlatiladi. Bu kattalikning dolzarbligi ba'zi yulduzlar (juda issiq va juda sovuq) asosan paydo bo'ladigan spektrda emasligi sababli yuzaga keladi.

Biroq, ko'pincha yulduz magnitudalari to'lqin uzunliklarining muayyan vaqti bilan o'lchanadi. Buning uchun fotometrik tizimlar ishlab chiqilgan bo'lib, ularning har biri turli to'lqin uzunligi oraliqlarini bir-biriga bog'lab turadigan bantlar to'plamiga ega. Har bir chiziqda sezuvchanlik muayyan to'lqin bo'yi uchun maksimal bo'ladi va undan masofadan silliq ravishda kamayadi.

Eng keng tarqalgan fotometrik tizim UBV tizimi bo'lib, u turli to'lqin uzunligi oraliqlarini ketma-ket uchta chiziqdan iborat. Unda har bir ob'ekt uchun 3 magnitudani o'lchash mumkin:

• Vizual  kattaligi ( V) - maksimal o'tkazuvchanligi inson ko'zining maksimal sezuvchanligiga yaqin bo'lgan (V) filtridagi kattaligi ( 555 nm).

• "Moviy"  kattaligi ( B) ob'ektning yorqinligini spektrning ko'k hududida ifodalaydi; taxminan 445 nm to'lqin bo'yida maksimal sezuvchanlik.

• Ultraviyole  kattaligi ( U) ultrabinafsha mintaqasida maksimal 350 nm bo'lgan to'lqin bo'yida joylashgan.

Turli xil intervallarda bir ob'ektning yulduz magnitudasining farqlari (UBV tizimi uchun bu U - B  va B - V) ob'ektning rangi ko'rsatkichlari: ular qanchalik katta bo'lsa, ob'ekt qanchalik qizil bo'lsa. UBVning fotometrik tizimi A0V spektrli yulduzlarning rang ko'rsatkichlari nolga teng tarzda aniqlanadi.

Boshqa fotometrik tizimlar mavjud, ularning har birida yulduz kattaliklarining o'z to'plamlari aniqlanishi mumkin.

• Fotografik kattaligi - sezgir bo'lmagan emulsiyaning spektral sezgirligi uchun 425 nm to'lqin uzunligida maksimal sezuvchanlik bilan aniqlanadi; Taqqoslash bilan, A0V yulduzlari uchun yorqin yulduz magnitligi va yorqinligi (6.0 ± 0.5) m bilan mos keladi. Rasm-vizual yulduz shkalasi bilan birga yulduz magnitudalarining eskirgan foto tizimida ishlatilgan.

Ba'zi narsalarning yulduz kattaligi

  Star Sky Ob'ektlari

Ob'ekt	m
Quyosh	-26.7 (to'liq oydan 400.000 marta ravshanroq)
Oy to'lin oy	−12,74
Iridiumning mash'alasi (maksimal)	−9,5
Supernova 1054 (maksimal)	−6,0
Venera (maksimal)	−4,67
Xalqaro fazo stantsiyasi (maksimal)	−4
Yer (Quyoshdan ko'rinib turganidek)	−3,84
Yupiter (maksimal)	−2,94
Mars (maksimal)	−2,91
Merkuriy (maksimal)	−2,45
Saturn nomidagi (yuzi bilan, maksimal)	−0,24
Yulduzlar

Ushbu yulduzlarning har biri ma'lum hajmga ega bo'lib, ularni ko'rishga imkon beradi

Yulduzcha kattaligi - yulduzning yorqinligini yoki ko'rinadigan maydonga nisbatan boshqa kosmik tanani ifodalovchi raqamli o'lchamsiz miqdor. Boshqacha qilib aytganda, bu qiymat elektromagnit to'lqinlarning soni, tanani kuzatuvchi tomonidan qayd etilgan tanadir. Shuning uchun bu qiymat kuzatilgan ob'ektning xususiyatlariga va kuzatuvchidan tortib to unga bog'liqdir. Bu atama faqat elektromagnit nurlanishning ko'rinadigan, infraqizil va ultrabinafsha spektrlarini qamrab oladi.

Nuqta yorug'lik manbalariga nisbatan "shaffoflik" atamasi ham ishlatiladi va kengaytirilganlarga - "nashrida".

Miloddan avvalgi II asrda Turkiyada yashagan antik yunon olimi Hikmat Nikola. e., antik davrning eng ta'sirchan astronomlaridan biri hisoblanadi. U minglab samoviy jismlarning o'rnini tasvirlab, Evropada uch o'lchamli, birinchisini yaratdi. Hipparch shuningdek, yulduz magnitudasi kabi xarakteristikani ham taqdim etdi. yorqin ob'ekt va oltinchi - - eng xira ko'z bilan yulduzlar tomosha, bir astronom birinchi qiymati olti yorqinlik qadriyatlar, ularni ajratish uchun qaror qabul qildi.

XIX asrda, Britaniya astronomi Norman Pogson ko'lamli o'lchov kattaliklarni yaxshilandi. U o'zining qadriyatlari doirasini kengaytirdi va logarifmik qaramlikni kiritdi. Ya'ni, kattaligining ortishi bilan ob'ektning yorqinligi 2,512 gacha kamayadi. So'ngra 6 kattalikka (6 m) Yulduzning ham yorqinroq bir yuz marta 1 qiymati (1 m) yulduz.

Foydalanuvchi kattaligi

Samoviy tananing standarti nol yulduz magnitiga ega bo'lib, aslida eng yorqin nuqtadir. Biroz keyinroq, nol o'lcham tasvirlangan qilingan ob'ekt yanada aniqroq belgilashga - 2,54 x 10 -6 lyuks va aniq qator yengil chiqishi uning aydınlatmalı Iyun 10 Quanta / (cm² · sek) teng bo'lishi kerak.

Ko'rinadigan kattalik

Nicea ning Hipparx belgilanadi yuqorida tasvirlangan xususiyatlari, keyinchalik "aniq" yoki "Visual" nomini ko'tarib boshladi. Bu aniq qator inson ko'z yordamida qanday ko'rish mumkin ekanligini tushunib, va bunday ultrabinafsha va infraqizil, shu jumladan, teleskop kabi turli vositalarini ishlatish bilan bo'ladi. Burjlar kattaligi 2 m. Biroq, biz bilamiz Vega nol Shine (0 m) emas osmonning eng porloq yulduz (beshinchi Shine, MDH kuzatuvchilar uchun uchinchi). Shuning uchun yorqin yulduzlar salbiy yulduz kattaligiga ega bo'lishi mumkin, masalan, (-1,5 m). Bugungi kunda ham ma'lum, deb samoviy jismlar yulduzlar nurini aks mumkin emas, balki faqat yulduzlar, balki tanasi orasida - sayyoralar, kuyrukluyıldız va asteroit. Jami kattaligi -12.7 m.

Mutlaq kattaligi va yorqinligi

maqsadida bunday u ishlab chiqilgan mutlaq kattaligi xususiyatlari sifatida samoviy jismlar, haqiqiy yorqinligini solishtirish imkoniyatiga ega bo'lish uchun. Yerdan ob'ekt 10 (32.62) da joylashgan bo'lsa, ob'ekt ko'rinma kattalikka uning hisoblangan qiymatiga ko'ra. Bu holatda, turli yulduzlarni taqqoslashda kuzatuvchiga masofaga bog'liqlik yo'q.

Kosmik ob'ektlar uchun mutlaq kattalik tanadan taniqli kuzatuvchiga boshqa masofadan foydalanadi. Masalan, 1 astronomik birlik, nazariy jihatdan, kuzatuvchi quyosh markazida bo'lishi kerak.

Astronomiyada zamonaviy va foydali qiymat "yorqinlik" ga aylandi. Bu xarakterli kosmik tanani muayyan vaqt davomida tarqatadigan jami miqdorni aniqlaydi. Hisoblash uchun faqat mutlaq kattalikka xizmat qiladi.

Spektral qaramlik

Yuqorida aytib o'tganimizdek, yulduz magnitlanishi turli xil elektromagnit nurlanish turlari uchun o'lchangan bo'lishi mumkin va shuning uchun spektrning har bir diapazoni uchun turli qiymatlar mavjud. Kosmik obyektning rasmini olish uchun astronomlar foydalanishi mumkin

Al-sueño de la razón monstruos ishlab chiqaradi

Astronomiyada, samoviy organlari gapirish, ba'zan aniq ularning rangi va yorqinligini tasvirlab shartlarini, masalan, kattaligi, yoki rang indeks ishlatiladi

Kattaligi  - yulduz yoki boshqa astronomik ob'ektning yorqinligini belgilovchi ko'rsatkich.

Ikkita kattalik turi mavjud - mutlaq va ko'rinadigan.
Ko'rinadigan kattalik  biz ko'rib turgan yoki ko'rgan yorqinligini xarakterlaydi. Ya'ni, Yerdan bir narsani kuzatish uchun sharoitlar belgilanadi.
Barcha yorqin va eng yaxshi, u birinchi ballik aniq yulduzlar, deb nomlanadi, va eng zerikarli - - Bu qiymat Hipparx olti yorqinlik qadriyatlar barcha yulduzlarni ajratish uchun taklif qachon, eramizdan avvalgi II asr kelib oltinchi.
Albatta, bunday sub'ektiv yondashuv zamonaviy maqsadlar uchun qo'llanilmaydi, shuningdek, yalang'och ko'z bilan aksariyat astronomik ob'ektlar ko'rinmaydi. Shu bilan birga, aniq yorqinlikning xarakteristikasi juda foydali narsa. Shuning uchun, Hipparx bizning vaqt ichida tasnifi modernizatsiya va bo'ldi a anglatadi va ob'ektiv - Hipparx qutqarishga qodir edi modernizatsiya sinflar qaramay, va.
Ko'rinuvchi nashrning tasnifi asoslari ikkita printsipadir.
Birinchidan, yorqinlik ko'zning yoki fotodettor tomonidan qabul qilingan ob'ektning radiatsiya kvantasi soni bilan belgilanadi. Bu bizga yorqinlikni ob'ektiv baholash imkonini beradi.
Ikkinchidan, inson qiyofasining o'ziga xosligini hisobga oladi. Bir kishi yorqinligini baholaydi haqiqatdir chiziqli lekin logarifmik emas - Weber-Fechner qonun psixofizik qonuni ayrim rag'batlantiruvchi sabab bir kishi his uchun nur, yorug'lik logaritması mutanosib ravishda biz orqali idrok nur yorqinligi nisbatan, ya'ni, Ogohlantirishi zichligiga logaritması mutanosib bo'ladi, deb yozilgan oqim.
Shu munosabat bilan, ko'rinadigan kattaligi m quyidagi formula bilan aniqlanadi:
m = - 2,5 lgI + C,
bu erda yorug'lik oqimi va S - ma'lum bir doimiy
S doimiy koeffitsienti yulduz magnitudalarining kattaligi Hipparchga, ya'ni juda yorqin yulduz uchun imkon qadar yaqin bo'lgani uchun tanlangan qiymat m ning qiymati nolga teng. To'liq aytadigan bo'lsak, yuqoridagi formulada m (2.55 ° F) yorug'lik hosil qiluvchi (atmosferaning atmosferadagi ta'siri hisobga olinmagan holda) yaratuvchi ob'ekt uchun nol hisoblanadi.
Keyin birinchi kattalikdagi yulduz yoritishni yaratadi, bu ko'rsatilgan kattalikdan 2,512 barobar past, ikkinchi kattalik 6,31 marta past bo'ladi va hokazo. Boshqacha aytganda, har bir birlik uchun kattalikdagi o'sish (pasayish) manba zichligida taxminan 2,512 marta va beshta birlikda yuz marta kamayib boradi. Oltidan kattagina kattalikdagi ob'ektlar deyarli ko'zga ko'rinmas.

Shu bilan birga, u hali ham oddiy emas. Yulduz yoki boshqa bir ob'ekt turli to'lqin uzunliklarini yoritadi (yoki aks ettiradi) - va odam ularni boshqacha qabul qiladi. Xuddi shu zo'ravonlikda, yashil chiroq yorqin, qizil rangli va qizg'ish, alyans sezilmaydi. Biroq, fotografik yorug'lik o'z-o'zidan nurni anglatadi. Va boshqa turdagi fotodetektor - boshqa yo'l. Shuning uchun bir nechta ko'rinadigan kattalik mavjud.
Vizual kattaligi V  ob'ekt tomonidan chiqariladigan va "fiziologik" yashil rangdagi yorug'lik filtrlari orqali aniqlangan quanta soniga bog'liq bo'lib, ularning maksimal qismi o'rtacha insonning ko'zlari (555 nanometr) maksimal sezuvchanligiga teng.
Rasmiy kattaligi B  ob'ekt tomonidan chiqarilgan va 445 nanometr bo'lgan standart ko'k filter orqali aniqlangan quanta soniga bog'liq. Ko'k rangli yorug'lik filtrsi odatda optikada astronomik ob'ektlarni suratga olayotganda ishlatiladi.
Ultraviyole kattaligi umaksimal 350 nanometrli ultrabinafsha nurli filtr yordamida aniqlangan.
Natijada, agar uchta miqdor aniqlansa, ob'ektning haqiqiy kuzatiladigan rangi xarakterlanadi. Masalan, U va B (U-B), shuningdek, B va V (B-V) ning yulduz magnitudalari integral rang ko'rsatkichlari. Ularning kattaligi qanchalik qizg'ish bo'lsa, u ob'ektdir.
Albatta, bularning hammasi ko'rinadigan kattaliklar emas. Ushbu yorug'lik filtrlaridan tashqari, boshqalar ham qo'llaniladi va tegishli yulduz magnitudalari quyidagi ta'riflarga ega:
R (qizil chiroq filtri) - 658 nanometr.
I - 806 nanometr.
Z - 900 nanometr.
Y - 1020 nanometr.
J - 1220 nanometr.
H - 1630 nanometrlari.
K - 2190 nanometr.
L - 3450 nanometr.
M - 4750 nanometr.
N - 10,500 nanometr.
Idan Ngacha bo'lgan masofa allaqachon infraqizil hududga yaqin ekan, bu juda yaqin.
Lekin bu hammasi emas. Astronomiya ob'ektlari elektromagnit nurlanishning barcha spektrida chiqariladi va ularning aksariyati, asosan, ko'rinadigan diapazonda emas (masalan, juda issiq yulduzlar ultrabinafsha radiatsiya va juda sovuq infraqizil). Shuning uchun, ularning yorqinligi yana bir bor - bolometrik kattalik,  bir vaqtning o'zida butun elektromagnit to'lqinlar oralig'ida Erdan kuzatilgan radiatsiya kuchini xarakterlovchi xususiyatdir.

Tasavvur qilaylik, bu erda aniq miqyosdagi ba'zi bir misollar:

Quyosh - 26,7 (minus!);

To'liq oy moon -12,74 (to'rt yuz ming marta zaif);

Venera maksimal -4,67 ga teng;

Yupiter maksimal -2,94 ga teng;

Mars maksimal -2,91 ga teng;

Sirius A -1,47;

Vega +0.03;

Rigel + 0,12;

Katta Magellan Buluti +0,9;

Andromeda Galaxy +3.44;

Eng yorqin kvars +12,6;

Eng mashhur galaktika +30.1;

Hubble tomonidan suratga tushirilgan eng zaif ob'ekt +31.5.
Rang ko'rsatkichlari misollari:

Blue supergiant Rigel: B-V = -0.03, U-B = -0.66;

Moviy giper gigant Karina: B-V = -0.45, U-B = 0.61;

Moviy hiper gigant pistol: B-V = -0.93, U-B = -0.13;

Oq Sirius A: B-V = 0.01, U-B = -0.05;

Sariq quyosh: B-V = 0,64, U-B = 0,18;

Red Betelgeuse: B-V = 1.86, U-B = 2.06.

Lekin bu hammasi emas.
Albatta, ko'zga tashlanadigan kattalik ob'ektning haqiqiy yorqinligini ob'ektiv tarzda ifodalay olmaydi - bu biz ko'rayotgan bu ob'ektning yorqinligini va unga masofaga bog'liqligini aniqlaydi.
Shuning uchun ob'ektiv xususiyatlar uchun boshqa parametr - mutlaq kattaligi M  (Vizual, fotografik, ultrabinafsha, bolometrik), agar u 10 parsek (taxminan 32.616 yorug'lik yili) masofada joylashgan bo'lsa, ushbu ob'ektning ko'rinadigan kattaligi sifatida tavsiflangan.
Va bizning quyoshimiz allaqachon sezilmas bo'lib qolmoqda ... Uning mutlaq kattaligi faqat +4,7 dir. Ammo Siriusda +1,42. Rigel -7da (32 yorug'lik yili uzoqligida u Siriusdan yuzlab marta porloq bo'lar edi!) Eta Kiel -12da (!! yana yuz marta porloq!). Eng katta yulduz R136a1 -12,5. Eng yorqin yulduz LBV 1806-20 -14,2 absolut yulduz magnitiga ega va 10 pariseksdan osmonda to'lin oy oyigacha deyarli besh barobar porlashi mumkin.

Eng yorqin supernovaning portlashi -20,4 (32,6 yorug'lik yili masofada Quyoshdan uch yuz marta zaiflashar edi), yoki Oydan ming barobar ko'proq yorug'lik edi ...
Andromeda tumanligi - 21. Agar barcha yirik galaktikani bir nuqtaga to'plasangiz, u bu supernovadan bir oz kuchliroq bo'ladi.
Eng qudratli gamma-burst -36.4 ... Minus o'ttiz olti ... o'n soniyadan ozroq vaqt o'tar-o'tmas, osmonimizdagi o'n ming marta erni ko'mib, Yer yuzini yoqib yuboradigan quyoshdan ko'ra yorug'roq bo'lar edi ...

Xulosa:
Kattaligi u nisbatan kichikroq, ko'rinadigan ob'ekt yanada porloq. Oltidan kattadan kattaroq narsa ob'ekt ko'zga ko'rinmas odamlarning ko'pchiligiga ko'rinmaydi. O'ttizdan ortiq - ob'ekt eng kuchli zamonaviy teleskopda ko'rinmaydi. Bitta qiymat bo'yicha pasayish yorqinligi 2,5 barobar, beshta qiymat bo'yicha - yuz foizga kamayishi demakdir. Nolinchi kattalik juda porloq yulduzga (Vega) to'g'ri keladi.
Mutlaq kattalik 32,616 yorug'lik yili masofada joylashgan ob'ektning yorqinligi.
Va ob'ekt rangi. Rangli nol ko'rsatkichi oq rangda. Nolinchi ko'kroqdan kichik, indikator qancha kichik bo'lsa, u ko'kroq bo'ladi. Noldan kattaroq sariqdir. Noldan juda ko'p (birlikka yaqin) - to'q sariq. Ko'proq sezilarli darajada qizil - qizil.

STAR VALUE (sezilarli kattalik), voqelik nurlariga perpendikulyar samoviy jism (yulduz, sayyora va boshqalar) tomonidan yaratilgan yorug'likning o'lchovi; samoviy jismning yorqinligini o'lchash. Agar o'lchov Yerdan olingan bo'lsa, unda yulduz magnitudalari qiymatlari odatda Yer atmosferasida yorug'likning susayishini hisobga olish uchun o'zgartiriladi va bunday kattaliklar atmosfera emas. "Yulduzcha kattaligi" tushunchasi miloddan avvalgi 2-asrda Hipparch tomonidan kiritilgan bo'lib, u barcha yulduzlarni yalang'och ko'z bilan ko'rinadigan 6 guruhga (miqdordan) ajratdi: 1-yulduz kattaligiga eng yorqin yulduzlarni, 6-eng zaif . Kattaligi m E yorug'ligi bilan bog'liq bo'lib, m = klgE + S 0 ga bog'liq. Ingliz astronomi N. Pogson (19-asrning o'rtalarida) taklifiga binoan k koeffitsienti -2,5; u kattalik miqyosidagi bosqichni belgilaydi va S 0 sobit bo'lgan tanlangan yulduz to'plamining o'lchovlari natijasida aniqlanadigan nol nuqtasi. Yulduz kattaligidagi 5 ta o'zgarish yoritilishning 100 marta o'zgarishiga mos keladi. Shunday qilib, magnit maydon o'lchami (100) 1/5 = 10 0.4 ≈ 2.512 bilan logaritmik hisoblanadi. Yorug'roq yorug'lik, uning kattaligi kichikroq; ayniqsa yorqin yulduzlarda salbiy.

Vizual yulduz magnitudalari (ingl. Fotometr yordamida ko'z bilan belgilanadi), fotografik (emulsiya rasmlari), fotoelektrik (fotometrik fotometr yordamida) va bolometrik (bolometrlardan foydalaniladi) mavjud. Sariq rangli yorug'lik filtri orqali fotosuratga tushgan fotosuratga yulduzlarni suratga olish orqali erishilgan yulduz magnitudasi fotosurat (ular ingl. Yaqin) deb ataladi. Turli radiatsion qabul qiluvchilar va yorug'lik filtrlaridan foydalanish spektrning turli qismlarida yulduzlarning yorqinligini o'lchash imkonini beradi va shu bilan turli fotometrik tizimlarda yulduz magnitudalarini aniqlaydi (Astrofotometriya-ga qarang). Eng ko'p ishlatiladigan ultrabinafsha U, ko'k B va sariq V qismlarida yulduz magnitudalari berilgan UBV tizimi. V qiymatlari fotosuratlarga yaqin, V qiymatlari foto-vizuallar bilan mos keladi. UBV tizimidan tashqari, R, I, J, H, K va boshqalardagi qizil va IQ hududlarda yulduz magnitudalari qo'llaniladi. Rang indekslari (masalan, B-V, U-B, va boshqalar) yulduzlar spektrida energiya taqsimotini tavsiflaydi.

Kattaligi o'lchovsiz miqdordir. Ko'rsatish uchun, m harfi, masalan, 6 m kabi, bir qator yuqori o'ng yuqori indeks shaklida odatda (Lotin kattaligi - qiymati) ishlatiladi. Spektrum oralig'i aniqlangan bo'lsa (masalan, V yoki m V), unda indeks m odatda ko'rsatilmaydi. Yulduzlarning yorqinligi fotosurat va vizual o'lchovlarning aniqligi 0,05 m, fotoelektr - 0,01 m. Kechasi osmonning eng porloq yulduzi, Sirius, m V = -1,46 ga teng, eng zaif o'lchagan yulduzlar 28 metrga teng. Quyoshning kattaligi m V = -26,8, to'lin oy V = -12,7.

Yulduz kattaligidan tashqari, astronomiya mutlaq yulduz magnitligi tushunchasini - Yerdan 10 dona standart masofada joylashgan bo'lsa, osmon jismini oladigan yulduz magnitligini anglatadi. Mutlaq yulduz magnitudalari (ko'zga ko'rinadiganlardan farqli o'laroq) chiroqlarning o'zlarining jismoniy xususiyatlarini, ularning yorqinligini xarakterlaydi. Mutlaq kattaligi M mantiqiy mantiqqa bog'liqligi bilan bog'liq: m = m + 5 - 5 · lgr, bu erda r - yulduzga masofa, parseklarda ifodalanadi.

Izoh: Mironov A.V. Preknet fotometriya. M., 2007.